Table des matières - L`astronomie : science de l`Univers

INTRODUCTION À LA SPECTROSCOPIE
Table des matières
1
Introduction :
2
2
Comment obtenir un spectre ? :
2.1 Étaller la lumière : . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Quelques montages possibles : . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2
2
3
3
Les types de spectres :
4
4
Influence de la température :
5
5
Le profil de raies, outils de l’astrophysique :
6
6
Applications :
6.1 Calibration en longueur d’onde d’un spectre : . . . .
6.2 Détermination de la composition chimique : . . . . .
6.3 Tables des longueurs d’onde des espèces chimiques :
6.4 L’effet D OPPLER -F IZEAU : . . . . . . . . . . . . . .
7
Conclusion :
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7
7
9
11
12
13
Sauf mention contraire, toutes les figures de ce document sont de l’auteur. Ce document est sous licence
Creative Commons.
Astronomie 4ième E
1
2
Introduction :
Depuis la nuit du début des temps de l’astronomie, les astronomes ont toujours voulu étudier les caractéristiques physiques des astres observés. Mais pour cela, il faudrait que les astronomes puissent les scruter
de près, les décortiquer pour arriver à les analyser. En bref ce que l’on peut faire avec des objets que l’on a
sous la main !
Or, les étoiles et les astres en général ne sont pas atteignables et seul leur rayonnement parvient à nous.
Les astronomes ont donc dû se résoudre à faire parler la lumière. Ils ont donc été rapidement amenés à se
poser la question suivante : pourquoi un astre est-il lumineux ? Quelle est la relation entre la matière et la
lumière ?
2
2.1
Comment obtenir un spectre ? :
Étaller la lumière :
L’expérience d’un réseau déposé sur la lentille du rétroprojecteur permet l’observation d’un spectre
lumineux continu.
Le système qui “étale” la lumière blanche au départ, est un réseau de diffraction et l’ensemble constitue
un spectroscope.
La lumière est une onde dite électromagnétique et son spectre ne se luminte pas au “visble” : 450 nm750 nm. Il est aussi composé des ondes radio, de l’infra-rouge, du visible, de l’UV, des rayons X et des
raypons gamma.
Une couleur, c’est-à-dire une radiation lumineuse est repérée par sa fréquence en Hertz et plus communément en spectoscopie par la longeur d’onde λ en nanomètre (nm) ou en angström (Å). On a : 1 nm =
10−9 m et 1 Å= 10−10 m.
B. MAUCLAIRE
2007
Astronomie 4ième E
2.2
3
Quelques montages possibles :
F IG . 1 – Un spectroscope moyenne résolution artisanal monté sur un télescope de Schmidt-Cassegrin.
F IG . 2 – Un spectroscope haute résolution LHIRES3 monté sur un télescope de Schmidt-Cassegrin.
B. MAUCLAIRE
2007
Astronomie 4ième E
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Les types de spectres :
Les lois empiriques de K IRCHHOFF décrivent les conditions physiques conduisant aux 3 types de
spectres rencontrés en astronomie.
1. Les spectres continus d’émission :
– Une source chaude lumineuse émet un continuum de rayonnement.
– Exemple : le spectre de la lumière émise par une lampe à incandescence est constituée de toutes
couleurs (radiations).
2. Les spectres de raies et de bandes d’absorption :
– Quand la lumière d’une source lumineuse traverse un gaz peu dense (composé de molécules
et/ou atomes), un plasma (composé d’ions) ou un liquide, certaines longueurs d’onde discrètes
sont enlevées du continuum provoquant les raies d’absorption foncées.
– Exemple : la lumière d’une étoile passant par les couches externes de l’atmosphère de l’étoile
provoquent cet effet.
3. Les spectres de raies d’émission :
– Quand des ions et/ou des molécules d’un gaz peu denseest excité d’une façon quelconque
(collisionnelle, électriquement, chaleur ou par la lumière elle-même), le gaz émet certaines
longueurs d’onde discrètes. Certain nebuleuses gazeuses ou les nebuleuses planétaires sont
de bons exemples de ceci.
– Exemple : les régions HII, les nébuleuses planétaires, les lampes à sodium des parkings.
B. MAUCLAIRE
2007
Astronomie 4ième E
4
5
Influence de la température :
Les lois de P LANCK et de W IEN permettent de décrire le flux lumineux à partir de la longueur
d’onde du rayonnement et de la température (en Kelvin1 ) de la source lumineuse.
– Loi de P LANCK :
F IG . 3 – Influence de la température sur le rayonnement d’un fer à souder dans l’IR. (Crédit C. Buil)
F IG . 4 – Courbes de la puissance lumineuse en fonction de la longueur d’onde pour les températures
T1 = 6 000 K et T2 = 300 K.
1 Échelle
de température absolue : 0 K = −273,15 ˚C ; 1 K correspond à 1 ˚C. Exemple : 20 ˚C=293,15 K.
B. MAUCLAIRE
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Astronomie 4ième E
6
– Applications :
Quelle est la température du Soleil ? (Les courbes IT (K) = f (λ) sont données.)
→ La courbe dont le maximum correspond au jaune est celle qui correspond à une température de
5 500 K.
– Loi de W IEN :
2, 898 × 106
T (K) =
λmax (nm)
• Cette loi dite du "déplacement de Wien" découle directement de la formule de P LANCK.
Pour une température donnée, elle donne la valeur de la longueur d’onde λmax où le flux lumineux
est maximal.
• Applications :
1. Dans quel domaine de longueur d’onde le corps humain (T = 37◦C = 310 K) rayonne-t-il ?
2, 898 × 106
λmax =
' 1 000 nm = 1 µm : situé dans l’infra-rouge.
310
2. Même question pour le Soleil connaissant sa température (' 6 000 K).
2, 898 × 106
λmax =
= 483 nm : c’est le milieu du spectre visible.
6 000
5
Le profil de raies, outils de l’astrophysique :
– Spectre obtenu par l’appareil photo (crédit : Y. Duchemin) :
– Tracé du profil de raie :
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Astronomie 4ième E
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7
Applications :
6.1
Calibration en longueur d’onde d’un spectre :
F IG . 5 – Profil de raies du néon de référence (crédit O. Garde).
800000
700000
600000
Intensite (ADU)
500000
400000
300000
200000
100000
0
-100000
700
750
800
850
900
950 1000 1050 1100 1150 1200 1250 1300 1350 1400 1450 1500
Position (pixel)
F IG . 6 – Partie “rouge” du profil de raies du néon enregistré par le spectroscope.
B. MAUCLAIRE
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Astronomie 4ième E
8
800000
700000
600000
Intensite (ADU)
500000
400000
300000
200000
100000
0
-100000
0
100
200
300
400
500
600
700 800 900 1000 1100 1200 1300 1400 1500
Position (pixel)
F IG . 7 – Profil de raies du néon enregistré par le spectroscope.
1
Intensite (ADU)
0.8
0.6
0.4
0.2
0
0
100
200
300
400
500
600
700 800 900
Position (pixel)
1000 1100 1200 1300 1400 1500
F IG . 8 – Profil de raies de Castor enregistré par le spectroscope qu’il faut étalonner en longuer d’onde.
B. MAUCLAIRE
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Astronomie 4ième E
6.2
9
Détermination de la composition chimique :
Castor − 10.003/12/2006 − SCT 0.3m + LHIRES#073 150 gr/mm − 2.993 A/pixel − 7x60 s
1
0.9
0.8
0.6
SpcAudACE : spectroscopy software
Relative intensity
0.7
0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
3600 3900 4200 4500 4800 5100 5400 5700 6000 6300 6600 6900 7200 7500 7800
Wavelength (Å)
F IG . 9 – Profil de raies calibré de l’étoile Castor des Gémeaux.
WR133 − 19.792/12/2006 − SCT 0.3m + LHIRES#073 150 gr/mm − 2.993 A/pixel − 13x120 s
0.016
0.014
0.01
SpcAudACE : spectroscopy software
Relative intensity
0.012
0.008
0.006
0.004
0.002
0
4100
4400
4700
5000
5300
5600 5900 6200
Wavelength (Å)
6500
6800
7100
7400
7700
F IG . 10 – Profil de raies calibré de l’étoile Wolf-Rayet WR 133 du Cygne.
B. MAUCLAIRE
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Astronomie 4ième E
10
Nova Vul 2007 − 14.957/8/2007 − SCT 0.3m + LHIRES3#073 150 g/mm − 2.838 A/pixel − 10x300 s
0.06
0.05
SpcAudACE : spectroscopy software
Relative intensity
0.04
0.03
0.02
0.01
0
4300
4600
4900
5200
5500
5800
6100
6400
Wavelength (Å)
6700
7000
7300
7600
F IG . 11 – Profil de raies calibré de la nova Vulpecula d’août 2007.
NGC6210 − 18.981/7/2007 − SCT 0.3m + LHIRES3#073 150 g/mm − 3.002 A/pixel − 11x180 s
1400
1200
800
SpcAudACE : spectroscopy software
Relative intensity
1000
600
400
200
0
4000
4300
4600
4900
5200
5500 5800 6100
Wavelength (Å)
6400
6700
7000
7300
7600
F IG . 12 – Profil de raies calibré de la nébuleuse planétaire NGC 6210 d’Hercule.
B. MAUCLAIRE
2007
Astronomie 4ième E
6.3
11
Tables des longueurs d’onde des espèces chimiques :
Table des longueurs d’onde des principales espèces chimiques présentes dans l’atmosphère des étoiles :
Espèce chimique
Hα
Hβ
Hγ
Hδ
Hε
Hζ
Hη
Hθ
He I
He I
He I
He I
He I
He I
He I
He I
He I
He II
He II
He II
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Longueur d’onde (Å)
6562,808
4861,342
4340,475
4101,748
3970
3889
3885
3647
4388
4471,6
4713,3
4922
5015
5048
5876
6677.6
7065
4541,6
4685,7
5411,5
4308
4384
4668
4958
5270
Espèce chimique
Mg I
Mg I
Mg I
Mg I
Na I
Na I
Ca I
Ca I
Ca I
Fe I
Fe III
Fe II
C III
C III
C IV
C IV
O III
N III
NIII
N IV
NV
NV
Longueur d’onde (Å)
5184
5173
5169
5167
5889,9
5895,9
3968
3934
4227
6430,8
5353.8
5100
5696
4650
5806
5812
5592
4634
4640
4058
4603
4618
Table des longueurs d’onde des principales espèces chimiques présentes dans les nébuleuses :
Espèce chimique
Hα
Hβ
Hγ
[OIII]
[OIII]
[OIII]
[NII]
[NII]
[NII]
Longueur d’onde (Å)
6562,808
4861,342
4340,475
(4363,2)
4958,9
5006,8
6548
6583
(5755)
Espèce chimique
[SII]
[SII]
[NeIII]
[NeIII]
[NeIII]
[OII]
[OII]
[OI]
Longueur d’onde (Å)
6716
6731
3969
3869
(3342)
7319
7330
6300
Remarques :
– Dans les étoiles, les raies sont en général des raies d’absorption ;
– Les raies stellaires du carbone et de l’azote sont le plus souvent en émission ;
– Dans les nébuleuses, les raies sont en général des raies d’émission.
B. MAUCLAIRE
2007
Astronomie 4ième E
6.4
12
L’effet D OPPLER -F IZEAU :
– Énoncé :
La vitesse radiale vr d’un astre est calculable à l’aide du décalage ∆λ = λmes − λre f d’une des raies
par rapport à sa valeur de référence et de la longueur d’onde de référence λre f de cette raie.
vr =
∆λ
·c
λre f
– Exemple d’application :
F IG . 13 – Profil de raies calibré du célèbre quasar 3C273 de mag. 12.8 de la Vierge.
1. Mesurer la longueur d’onde de la raie Hα sur le spectre du quasar ;
2. Sachant que la longueur d’onde de la raie Hα pour un objet immobile, calculer le décalage ∆λ
qu’a subit cette raie ;
3. En déduire la vitesse radiale vr du quasar ;
4. D’après la relation donnant la vitesse d’un astre d = vr × tâge Univers , calculer la distance qui
nous sépare du quasar.
B. MAUCLAIRE
2007
Astronomie 4ième E
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13
Conclusion :
Vous venez de faire parler la lumière des astres aussi lointains soient-ils. Mais ce n’est pas tout, vous
avez appris que la matière agit sur la lumière que ce soit par sa température ou sa composition chimique,
par exemple.
Ces activités vous permis de constater que la lumière porte en elle une quantité d’information énorme.
Elle équivaut pour les astronomes à une vértiable mine d’or.
De toutes les branches de la physique, rien n’a le plus interpelé l’homme durant des siècles que l’étude
de la lumière.
B. MAUCLAIRE
2007